Численное моделирование климата планет земной группы

1. Численное моделированиеклимата планет земной группы А.В.Родин (МФТИ/ИКИ РАН) R.J.Wilson (NOAA/GFDL) Т.С.Афанасенко, Н.А.Евдокимова,А.А.Федорова (ИКИ РАН) И.В.Мингалев (ПГИ РАН)

3. Основные физические механизмы: Циркуляция атмосферы Излучение Климатическая система спектроскопия теория переноса геофизическая гидродинамика микро- и мезофизика Облака и аэрозоли Фазовые переходы Обмен атмосфера-поверхность Перенос летучих на поверхности

4. Однороднаяповерхность возраста ~ 0.75 Gyr

5. Планета Венера a = 0.723 а.е. To = 224,7 сут. Td = 243 сут. M = 0.815 Mземли R = 0.949 RЗемли S = 2622 Вт/м2 A = 0.75 Атмосфера p = 93 бар T = 735 K CO2, N2, Ar, Kr, H2O, SO, SO2, OCS... Облачный слой H2SO4

6. Однородная структура атмосферы tIR = 1

7. Суперротация

8. Основной перенос энергии осуществляется • в далеких крыльях спектральных линий • Эффекты, влияющие на формфактор • Интерференция состояний (квази-Лоренц, -4), N • Далекое крыло, exp (- (- 0)/ ), N2 • Индуцированное поглощение, N2 • Модели: • Бёрч • Творогов, Родимова, Несмелова • Ма, Типпинг • Розенкранц • Тонков, Филиппов

9. Модель далекого крыла (С.Д.Творогов и др.)

12. Выводы Выводы • Теория поглощения при высоком давлении далека от завершения • малое поглощение в далеком крыле линии играет определяющую роль в парниковом эффекте • необходима эффективная параметризация существующих теоретический представлений • необходима экспериментальная проверка моделей

13. CO2 95,3% N2 2,6% Ar 1,6% O2 0,13% CO 700 ppm H2O 100 ppm Ne 2,5 ppm Kr 0,3 ppm Xe 80 ppb O3 30 ppb CH4 20 ppb

14. Первое детектирование подповерхностных запасов воды по торможению нейтронов (Mitrofanov et al., 2002)

15. Чем интересен современный климат Марса Наиболее близкая по климатическим параметрам к Земле планета Планета, возможно, испытавшая катастрофическое изменение климата и сохранившая следы климата прошлой эпохи Единственная среди земной группы планета с конденсируемой атмосферой климатическая система, в значительной степени контролируемая аэрозолем

16. Особенности динамики атмосферы Марса значительный вклад термического прилива (p/p0.01) резонанс полусуточного прилива с волной Кельвина глобальная ячейка Хэдли два режима циркуляции Хэдли: от экватора к полюсам (равноденствие) и из летнего полушария в зимнее (солнцестояние) как следствие, слабая активность волн Россби в летнем полушарии заметный вклад низких гармоник стационарных волн глобально асимметричная топография (=1, =2) высокоэксцентричная орбита (=0.09)

17. термический прилив Струйное течение Волны Россби

18. Характерная климатическая неустойчивость - глобальные пылевые бури Крупная региональная буря в долине Ноя. Наблюдения MGS/TES,Ls = 225°, 1997 г. Глобальная буря 2001г., Ls = 180°

19. Cезонный цикл Марса по наблюдениям TES T@0.5 мбар пыль облака вода

20. Модель общей циркуляцииатмосферы Марса динамическое ядро SKYHI (GFDL1996) динамическое ядро FMS (GFDL 2004-2007) разрешение 5°6°, 40 узлов по высоте явная схема, шаг 3-6 мин. транспорт аэрозолей и H2O (схема 4-го порядка) топография MOLA микрофизика облаков H2O (метод моментов) перенос излучения в полосах CO2 и на аэрозолях источники и стоки пыли и H2O на поверхности

21. Асимметрия афелий-перигелий

22. Сезонная асимметрия меридионального переноса воды

23. Water cycle simulation

24. TES MY26 Observed water cycle SPICAM MY27 Scale 0 to 50 pr. µm

25. FMS dynamical core

26. N S 0 360

27. Среднегодовые распределения воды взаимодействие атмосферы с поверхностью Содержание паров воды в столбе, мкм Экспозиция (в сутках) слоя снега толщиной > 100 мкм

28. Среднегодовые поля (продолжение) Среднегодовая концентрация водяного пара в нижнем модельном слое при условии T > 220 K Время, в течение которого выполняется условия T>30 K и T > 200 K

29. Волновой транспорт водыанализ линий тока В поле (U,V,W) выделяются стационарная и приливные компоненты Стационарная компонента раскладывается по зональным гармоникам, vk = (Uk, Vk, Wk), k = 0..3 Поток воды, обусловленный каждой гармоникой равен Fk = (rvapor+rcloud)  vk Линии тока обозначаю траектории частиц в атмосфере в предположении об отсутствии источников.

33. Возможное объяснение сезонной детерминированности волновых чисел Волна Кельвина Фазовые скорости Волны Россби

34. Заключение • МГЦ атмосферы Марса адекватно воспроизводит данные климатических • наблюдений и следовательно, включает все основные механизмы • современной климатической системы планеты • Облака являются важной составляющей климата Марса и оказывают влияние • как на радиационный баланс, так и на транспорт воды и пыли. • Тропическая система облаков, формирующаяся в афелии, обеспечивает • выхолаживание тропопаузы на 10-15К и блокирует пыль в узком диапазоне • широт ниже 15 км, стабилизируя атмосферу при низкой температуре. • Циркуляция атмосферы является основным механизмом, определяющий • современный гидрологический цикл на Марсе. • В афелии ТСО препятствует переносу воды в южное • полушарие и способствует поддержанию современного асимметричного • распределения. Глобальная асимметрия фигуры Марса также способствует • концентрации воды в северном полушарии

35. выводы Транзиенты Тиллмана являются, повидимому, результатом перестройки зональной структуры стационарной волны в летнем полушарии при сезонном изменении параметров волновода. Транзиенты обеспечивают эффективный меридиональный перенос аэрозолей и создают условия для начала ГПБ Наблюдаемые тропические максимумы в распределении подповерхнстных запасов воды (Митрофанов и др. 2003) могут быть вызваны взаимодействием поверхности с атмосферной волной-2

36. Титан: холодный углеводородный мир Расстояние до Солнца 9.54 ае Расстояние до Сатурна 1,21∙108км Период вращения (синхронно) 16d Солнечная постоянная 14 Вт/м2 Температурный профиль (McKey et al., 1993) Атмосфера Презентация3.ppt Презентация3.ppt N2 92% Ar 6% CH4 1-3% (saturated) C2H6 10-4 C2H2 10-5 CO 5∙10-5 H2O 10-7 • Твердое тело: • дифференцировано • 50/50 лед и камень

37. Титан vs. Венера • Тяжелые атмосферы и медленное вращение • Сходный режим циркуляции (симметричный) • Радиационный баланс контролируется аэрозолем • Оптическая толщина > 1 • 740K у поверхности • Летучих нет, окислительная среда • Сернистый аэрозоль • Сезонных изменений нет • 90K у поверхности • Летучие, восстановительная среда: • жидкий метан (?) • Сложный органическийаэрозоль (tholin) • Наклон оси 26.7 • Сезонная асимметрия Исследования Титана могут помочь в изучении Венеры, и наоборот

38. Миссия Cassini-Huygens. Прибор DISR

42. Titan tholin haze – a 1D microphysical model ~400-500 km Photochemistry, collisional and photoelectric charging Accumulation of tholin nanoparticles, charging ~350 km Monomer formation Coagulation up to 500 monomers, charging 50-100 km Sedimentation, charging 0.05m ~1 nm 1m

43. Elementary processes • Distributed source at 200-400 km • Collisional and photoelectric charging (ion/electron densities from HASI) • Coagulation • Eddy mixing and sedimentation

44. Coulomb-Brownian coagulation kernel Aggregates with filled pores? monomers aggregates 0.1 nm 0.003 m 0.01 m 0.1 m 0. 3 m 3 m

45. Implicit scheme for Smolukhowsky equation where u –size distribution function;  is a timestep; m,n are index arrays containing reference to all pairs (m,n) composing a particle (i); K is coagulation kernel; f is partition function caused by discrete size binning.

46. Typical average nighttime charge vs. size

47. Modeling results: self-consistent charge distribution (time average log |q| per particle) R0 = e2/(3/2kT) ~ 0.06 m

48. size distribution Microphysical transition near the tropopause R0 = e2/(3/2kT) ~ 0.06 m

49. data simulation

50. Моделирование динамики атмосферы Титана с негидростатическим ядром